太阳色球谱线与非热粒子的诊断

创新团组系列报告之十

徐 稚

在许多太阳活动现象过程中，都会产生大量的能量可达到 keV ~ GeV 范围的非热粒子（电子或者质子）。

射电辐射

X - ray

γ - ray

谱线

非热粒子产生

色球受到粒子轰击

色球谱线特征响应

怎样的非热粒子 ？

3 色球谱线的轰击线偏振

1 原子的非热激发和电离

2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换

1. 原子的非热激发和电离

能量堆积率

非热激发电离

谱线的响应变化

(1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓

(2) 连续谱的变化

主要的影响因素：大气状态、非热粒子的总能流和谱指数、冕层质量、非热粒子的属性等等 .

氢的 Balmer / Lyman 线的非热轮廓

‘e’

非热粒子流的总能流 F =4

H

Ly

Ly

(1) 总能流 F 越大，谱线发射越强尤其是在较冷的大气模型下比较明显

(2) 轮廓据有线心反转的特征(3) 线翼对 F 的响应要比线心明显

非热粒子流的谱指数 δ

δ =3 δ = 4 δ = 5

(1)δ越小 ,能谱越硬 ,则氢线的 辐射越强 ,特别是在线翼波段。

(2) 谱线对 δ的变化不如对 F 的变化敏感。

F1

F2

F = 5*1011erg cm-2 S-1 e

M0 = 0M0 = m0

F1

电子束δ = 4F=5*1011ergcm-2s-1

质子束δ = 4F=1*1011ergcm-2s-1

冕层大气质量 (M0) 的影响 冕层大气质量最小时 , 非热谱线

轮廓发射最强。当耀斑发展到 缓变相 ,我们将很难探测到

非热效应。

电子束δ = 4F=5*1011ergcm-2s-1

质子束δ = 4F=1*1011ergcm-2s-1

总能量相同

不同的非热粒子 (电子 /质子 ) 产生的影响 非热电子对谱线的影响比

具有相同总能量的非热质子的影响大

H

Ly

Ly

色球谱线强度与非热粒子的探测

谱线的积分强度比

Flux 1 : non-thermal

Flux 0 : thermal

dIFlux

0

01

Flux

FluxFlux

VAL 3 Ｃ F1 F2

H

Ly

Ly

0

01

Flux

FluxFlux VS F &δ

e

p

Hα 的观测谱线轮廓

宁静大气 Hα谱线轮廓

128.0/)( 001 FFF

δ= 4

氢谱线对于非热电离激发的响应变化

(1) 氢的 Balmer 和 Lyman 线的非热轮廓

(2) 连续谱的变化

Balmer 连续谱 （ 3640 Å ）

Paschen 连续谱 ( 可见光 ) （ 5000Å ）

--- a heated atmosphere without electron bombardment

+ --- an initial atmosphere with electron bombardment

∆ --- a heated atmosphere with electron bombardment

Ding et al. 1999

001 /)( III

非热粒子的产生

色球受到粒子轰击

色球谱线特征响应

怎样的非热粒子 ？

3. 色球谱线的轰击线偏振

1. 原子的非热激发和电离

2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换

2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换

2. 非热质子束与中性氢原子的电荷交换

bjHHeP ,)(

低能质子束获取氢原子的一个电子，形成速度较快的“超热粒子”，（ ） 该粒子的辐射会带有 Doppler 位移，使得色球线 ( Lyα, Lyβ) 线翼的发射增强。

P

P’

V H

V p’

1

2

3

4

明显的 Layman 谱线的红翼辐射增强

天体偏振的产生机制 ？

(1) 固体表面反射、微粒散射、分子散射、自由电子散射、回旋辐射、同步辐射…

(2) （谱线偏振） Zeeman 效应、共振辐射、轰击偏振…

原子的 sublevel 的占有数不均衡

各向异性的外辐射场 弱磁场 强磁场 非热粒子轰击

Hanle 效应

Zeeman 效应

氢原子受到各向异性的非热粒子的轰击而碰撞激发

3. 非热粒子轰击与色球谱线的线偏振

物理试验结果：

)/()(),( 1111 IIIIEP

2

2

cos),90(1

sin),90(),(

EPEPEP

试验发现： Skinner (1926)

完整的理论讨论 ： Percival & Seaton (1958)

试验及理论总结： Kleinpoppen (1969) & Heddle (1979)

Eth

(12ev)

Etov

(200ev --- e ; 200kev ---P)

“光谱偏振测量（ spectropolarimetric ）”望远镜

Large Solar Vacuum Telescope of

Baikal Astrophysical Observatory

（ Russia ）

THEMIS

(Franco-Italian)

色球谱线的线偏振 ----- 速度呈各向异性的粒子

（ 1 ）粒子的属性 （电子？质子 ？ 中性粒子流？）

（ 2 ）粒子束的注入方向 （一般为当地的径向）

（ 3 ）粒子速度的各向异性的程度

研究色球谱线线偏振物理意义

(2) 探究低能质子 (100 Kev) 的间接观测方法

(3) 低层大气磁重联的佐证 （ Ellerman Bomb etc. ）

(1) 诊断非热粒子束的属性及能量

)/()(),( 1111 IIIIEP

谱线偏振方向与非热粒子的属性、能量的 “基本结论”

电子束 ： P 为切向方向

质子束 ： P 为 object-to- center

Henoux & Vogt 2003

Zharkova & Syniavskii 2000 The plane of polarization in Hα– line is normally perpendicular to the direction of electron beam propagation. Depending on a viewing angle it can be either parallel or perpendicular to the flare-to-solar center direction …

然而 ---

单单从偏振方向上不能敲定非热粒子的属性，要结合其他观测结果

2002 年 7 月 23 日耀斑的偏振观测 ：

I up = I + S

Idown = I - S

S / I = (Iup-Idown) / (Iup+Idow

n)

0.5”

~ 11 秒

H-X 辐射源 较宽的反转轮廓

位置

3%~ 10%

观测时间

Gan et al. 发现在空间上没有探测到 7 月 23 日耀斑的高能粒子

---- 推测磁场位型可能是闭合场

高能电子近乎move horizontally

非热电子束轰击

δ= 4 ~ 5 F ~ 1011ergs/cm-2/s-1

考虑到非热激发和电离的谱线轮廓 （积分强度比）

3 色球谱线的轰击线偏振

1 原子的非热激发和电离 --- 非热谱线轮廓 2 非热质子束与中性氢原子的电荷交换

太阳色球谱线与非热粒子的诊断